Sterne – interstellare Chemiker

Die Sonne ist ein lichtspendender Riese, der für das Leben auf der Erde überlebenswichtig ist. Doch wie funktioniert so ein Stern eigentlich?

Nun, es gibt zwei Varianten: die normale, die bei sonnenähnlichen Sternen wie der Sonne vorkommt, und diejenige, die auch unter dem Namen „Bethe-Weizsäcker-Zyklus“ bekannt ist. Dieser beginnt, wenn die Temperaturen im Stern 14 Millionen °C erreichen. Kommen wir zunächst zu dem „normalen“ Prozess: die Kernfusion. Dabei verschmelzen im Kern des Sterns vier Wasserstoffatome zu einem Heliumatom. Er beginnt, wenn der Stern bei seiner Geburt mehr als 0,07 Sonnenmassen hat.

Der zweite Prozess, der, wie gesagt, erst ab 14 Millionen °C beginnt, ist häufig in größeren Sternen anzutreffen, die genug Masse haben, um diese Temperatur im Inneren zu erreichen. Dabei fusionieren die Elemente Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff (die genaue Fusion ist leider zu kompliziert, um sie hier im Detail zu erörtern). Die Sonne bekommt durch diesen Zyklus auch nur 1,6 % ihrer Energie. Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist (1. Variante der Energiegewinnung), dann beginnt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff, von Kohlenstoff zu … usw.

Wann endet die Energiegewinnung?

Durch diese Fusionen gewinnt die Sonne weiter Energie, bis sie mit dem Fusionieren des Elements Eisen beginnt. Allerdings entsteht bei Fusion von Eisen keine Energie, welche den Kern vor dem Druck der äußeren Schalen schützen würde. Dann wird der Kern von den äußeren Schalen so weit komprimiert, bis das Ganze mit einer großen Explosion auseinanderfliegt: der Stern ist gestorben (bei der Sonne nennt man das dann eine Kilo-oder Supernova).